Рис. 23.6. Эволюция разных «вселенных» со временем. Можно считать, что по вертикальной оси отложено среднее расстояние между типичными галактиками как функция времени. Верхняя кривая — наиболее популярная сейчас модель с ненулевым лямбда-членом — в нашу эпоху демонстрирует ускоренное расширение. Под ней все кривые с нулевым лямбда-членом, без ускорения. Вторая линия сверху — «гиперболическая» модель, в которой гравитация вызывает замедление, не оказывающее сильного влияния на расширение. Третья линия сверху — модель с критической плотностью, в которой расширение постепенно тормозится замедлением. Нижняя кривая — модель с высокой плотностью, в которой гравитация останавливает расширение и вынуждает галактики вновь сближаться. Рисунок: NASA.

Ускоряющаяся Вселенная.

Причина, по которой расширение Вселенной может ускоряться, кроется в космологическом лямбда-члене в уравнениях Эйнштейна. Может ли на самом деле лямбда-член иметь ненулевое значение? Иными словами, существует ли всемирное гравитационное отталкивание (антигравитация, как это иногда называют)? Ответить на этот вопрос могут дать только наблюдения. Многие годы признаки отталкивания не обнаруживались или считались крайне ненадежными, поэтому возможностью ненулевого значения лямбда вообще пренебрегали.

Все изменилось в конце 1990-х годов, когда появилась возможность исследовать вспышки очень далеких сверхновых звезд (это мы обсуждали в главе 19). Наблюдения показали, что максимальная светимость у всех вспышек одного из типов сверхновых (SNIa) почти неизменна; точнее — она немного зависит от скорости уменьшения блеска звезды после ее вспышки. Эту особенность впервые в 1977 году заметил Юрий Павлович Псковский из Московского университета. Теперь она служит для повышения точности измерений и позволяет использовать сверхновые типа Iа как «стандартные свечи», как маяки в огромном море галактик. Так как мощность каждого маяка известна, мы можем по блеску сверхновой на небе оценить расстояние до нее. Затем можем построить диаграмму Хаббла, похожую на ту, которая приведена на рис. 23.7. Форма кривой для очень далеких расстояний позволяет выбрать правильную модель Вселенной.

Рис. 23.7. Диаграмма Хаббла для сверхновых типа Iа. Напомним, что большое красное смещение соответствует большому расстоянию и более тусклым сверхновым. Верхняя линия — это стандартная модель с ускоренным расширением за счет энергии вакуума. Средняя линия — модель без ускорения. Нижняя линия — модель, в которой материя имеет критическую плотность и нет энергии вакуума; она не согласуется с наблюдениями. Рисунок: Космологический проект по сверхновым.

В 1990-х годах несколько научных групп исследовали сверхновые для их использования в качестве стандартной свечи. Группой, организованной в 1988 году под названием «Космологический проект по сверхновым», руководил Сол Перлматтер из Национальной лаборатории им. Лоуренса в Беркли (Калифорния). В нее входили астрономы и физики, связанные с этой лабораторией. Для обнаружения сверхновых они использовали широкоугольные камеры, установленные на больших телескопах.

Второй «Группой поиска сверхновых на больших z» руководил Брайан Шмидт из Гарвард-Смитсонианского астрофизического центра. Чтобы после обнаружения сверхновой получить детальную кривую ее блеска, обе группы использовали космический телескоп «Хаббл» и крупнейшие наземные телескопы, такие как 10-метровый «Кек» на Гавайях. К 1997 году было найдено 16 сверхновых с большим красным смещением, и они стали первым шагом к удивительному открытию: Вселенная ускоряется. Сверхновые выглядели слабее и поэтому должны были находиться дальше, чем в замедляющейся Вселенной. Очевидное объяснение этого состоит в том, что правильная модель Вселенной должна содержать эйнштейновский положительный лямбда-член, а значит — существует антигравитация!

Вторая группа доложила свои результаты в 1998 году на январском собрании Американского астрономического общества. На том же собрании и первая группа представила экспериментальные свидетельства космического ускорения. Обзор всех этих результатов был сразу же опубликован в журнале Science, а затем в этом же году вторая группа опубликовала в журнале Astronomical Journal работу, первым автором которой был Адам Райес (A. Riess) из Калифорнийского университета в Беркли. Среди многих параметров модели они определили и возраст Вселенной — около 14 млрд лет.

Работа «Космологического проекта по сверхновым» вышла в 1999 году в журнале Astrophysical Journal. Она основывалась на 42 независимых сериях наблюдений сверхновых с большим красным смещением и подтверждала результаты «Группы поиска сверхновых на больших z». Такое бывает редко: чтобы важнейшее научное открытие и его подтверждение «без всяких сомнений» произошло в течение года. Даже сами члены этих групп не ожидали подобного результата. Брайан Шмидт говорил: «Моя реакция была чем-то средним между изумлением и ужасом. Изумление, потому что я совсем не ожидал такого результата. А ужас оттого, что, скорее всего, в него не поверит большинство астрономов, которые, как и я сам, весьма скептически относятся к неожиданному».

Но дальнейшие наблюдения сверхновых с большим красным смещением подтвердили ускорение. А решающее свидетельство ускоренного расширения Вселенной было получено совсем другим методом — путем измерения космического микроволнового фона, проведенные со спутника «Зонд микроволновой анизотропии им. Вилкинсона» (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP) в 2003 году. Спутник назвали в честь одного из пионеров этих исследований Дэвида Вилкинсона (1935–2002), работавшего в Принстонском университете. Все эти результаты позволили сформулировать стандартную космологическую модель, которая, как считается, наиболее точно представляет нашу Вселенную. В 2007 году Сол Перлматтер и Брайан Шмидт, вместе с членами своих групп, получили престижную Космологическую премию Питера Грубера за свое открытие ускоряющейся Вселенной.

Красное смещение и космические расстояния.

Когда мы говорим о расстояниях до галактик, то обычно упоминаем их красное смещение (символ z), которое для ближайших галактик пропорционально расстоянию (закон Хаббла). Красное смещение очень далеких объектов прямо определяется по их спектру, но при этом расстояние до них определяется путем непростых вычислений. Даже само понятие расстояния становится неоднозначным.

Можно определить расстояние, используя время распространения света, которое показывает, как долго свет добирался до нас. Если t1 — момент времени, когда свет был излучен далеким объектом, a t0 — момент, когда мы приняли этот свет, то расстояние составит rсветовое = c(t0 — t1), где с — скорость света. Этот метод дает расстояние в световых годах. Чтобы по красному смещению вычислить прошедшее время, нужно использовать модель Фридмана, которая требует от нас знания точного возраста и состава Вселенной. Для этого обычно используют наилучшую из имеющихся на данный момент моделей: так называемую стандартную модель. «Расстояние по времени распространения света» говорит нам о том, как давно объект излучил свет, который сейчас достиг нас.